A-SLOTH: Ancient Stars and Local Observables by Tracing Halos
星系被认为存在于暗物质的大型引力束缚结构中，即所谓的晕。虽然这些晕中最小的没有恒星或只有几颗恒星，但最大的却拥有整个星系团。在宇宙的历史中，光环经常碰撞和合并，形成越来越大的结构。合并树，即，不断演化的晕的目录，以及它们在生长和合并时的联系，已经成为描述和理解宇宙学物体（如我们的银河系）历史的重要工具。建立在这种合并树之上的半解析模型是宇宙学理论研究的常用方法。当需要考虑的空间和时间尺度的动态范围对于数值模拟来说变得太大时，这种模型的半分析性质特别有益。通过追踪晕的古代恒星和局部可观测物（A-SLOTH）就是这样一个半分析模型，它旨在以快速和可访问的方式模拟早期宇宙中的恒星形成。它使用合并树，无论是从数值模拟或统计算法产生的描述星系的历史。用近似和统计模型描述重子物理过程，特别是气体冷却、恒星形成和恒星反馈。该模型的应用范围很广，因此我们将其提供给科学界。
2022-09-12 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.IM
R-process enrichment from a single event in an ancient dwarf galaxy
比锌重的元素通过（r）快中子俘获过程和（s）低中子俘获过程合成。r过程元素（如铕）的主要生产地点已经争论了近60年。对古老的银河系晕星的化学丰度趋势的初步研究表明，在核心坍缩超新星等地点，r过程的产生是持续的。但是来自本机宇宙的证据表明，r过程的产生主要发生在罕见的事件中，比如中子星合并。在一些矮球状星系中出现的铕丰度平台被认为是早期宇宙中罕见的r-过程富集的证据，但前提是矮星系中没有气体吸积。宇宙学驱动的气体吸积有利于这些系统中持续的r过程富集。此外，在矮椭球体中，普遍的r-过程模式还没有被清楚地识别出来。更小、化学成分更简单、更古老的超暗矮星系在第一批恒星形成后不久就聚集在一起，是研究核合成事件（如r过程）的理想系统。网室二就是这样一个星系。这个星系（以及其他类似星系）中非中子捕获元素的丰度与其他老恒星相似。在这里，我们报告说，在网室II的9颗恒星中，有7颗用高分辨率光谱仪观察到重中子捕获元素的强烈增强，其丰度遵循钡以上的通用r过程模式。这个“r-过程星系”的增强比任何其他超暗矮星系都高2-3个数量级。这意味着一个单一的罕见事件产生了网室II中的r-过程材料。r过程的产额和事件率与普通的核心坍缩超新星不相容，但与其他可能的地点，如中子星合并一致。
2016-09-21 astro-ph.GA
The Halo's Ancient Metal-Rich Progenitor Revealed with BHB Stars
利用斯隆数字巡天和盖亚卫星的数据，我们收集了一个纯样本的$\sim$ 3000蓝色水平分支（BHB）恒星的7维信息，包括位置，速度和金属丰度。我们证明，跟踪与BHB，银河系的恒星晕在很大程度上是未混合的，不能很好地表示与传统的高斯速度分布。单成分模型失败了，因为光环的内部被一次古老的正面碰撞产生的富含金属的潮汐碎片淹没，被称为“盖亚香肠”。受这些数据的启发，我们建立了一个灵活的混合模型，使我们能够在很宽的半径范围内跟踪晕组成的演变。它由两个组成部分组成，一个代表径向各向异性的香肠星，它们的速度分布呈叶状，另一个代表一个更贫金属和更各向同性的组成部分，由轻微的合并。我们表明，在25千秒差距内，“香肠”贡献了至少50%的星系晕。“香肠”恒星的比例在超过30 kpc时急剧减少，这是经典恒星晕的长期确定的断裂半径。
2020-02-14 astro-ph.GA
Origin of rotational kinematics in the globular cluster system of M31: A new clue to the bulge formation
我们认为M31中的球状星团系统（GCS）的旋转运动学可能是由过去的一次主要合并事件造成的，该事件可能形成了它的凸出部分。本文用数值方法研究了两个盘状星系合并残留物中的球状星团（GCs）的运动学性质。我们发现，在合并过程中形成的GCS可以显示出强烈的旋转运动学，最大旋转速度为140 - 170 km/s的合并轨道参数的一定范围内。我们还发现，一个旋转的恒星酒吧，这可以在形态上被确定为一个四方形的凸起，如果看到的边缘上，可以形成的模型，GCSs显示强烈的旋转运动学。因此，我们认为，在M31中观察到的旋转运动学的GC具有不同的金属丰度可以密切相关的古代主要合并事件。我们讨论了M31中旋转凸起/棒的形成是否可能是由于古老的合并。
2009-12-13 astro-ph.CO astro-ph.GA
Galaxy Zoo: major galaxy mergers are not a significant quenching pathway
我们使用恒星质量函数来研究主要星系合并中猝灭的性质和意义。除了SDSS DR 7和Galaxy Zoo 1数据外，我们还使用了视觉选择的主要星系合并和合并后星系的样本。我们确定的恒星质量函数的阶段，我们预计主要的合并淬火星系通过他们的方式从蓝色云的红色序列：1：主要合并，2：合并后，3：蓝色早期类型，4：绿色早期类型和5：红色早期类型。基于相似的质量函数形状，我们得出结论，主要的合并很可能形成一个演化序列，从恒星形成到静止通过淬火。相对于所有的蓝色星系，主要合并分数增加作为恒星质量的函数。主要的合并猝灭与质量和环境猝灭模型不一致。在z~0，主要的并合猝灭星系不可能构成绿谷过渡星系的大多数。此外，在z~0-0.5之间的主要合并淬灭星系占所有淬灭星系的1-5%，在给定的恒星质量。因此，主要的星系合并不是一个重要的淬灭路径，无论是在z~0还是在最后5 Gyr。大多数红色星系必须通过另一种淬火机制进行淬火，这导致了缓慢的蓝色到红色演化。
2017-08-02 astro-ph.GA
Disc galaxies formed from major mergers in Illustris
我们展示了如何湿主要合并可以创建盘星系在宇宙学的背景下，使用的Illustris模拟。我们选择了一个样本的38个盘星系经历了一个重大的合并在其历史上没有随后的重大合并，并研究它们如何转变成光盘合并后。与以前在这种合并的控制模拟中发现的一致，我们发现它们的圆盘是由圆盘区域合并后形成的年轻恒星逐渐建立的，而合并前出生的老恒星形成了一个椭圆形组件。聚焦于我们样本中的一个基准案例，我们展示了气体最初是如何在合并后分散在晕区的，但随后被吸积到圆盘上形成恒星，并建立圆盘组件。然后，我们选择了一个主要合并创建椭圆星系的样本，以表明这些情况主要对应于干合并，缺乏恒星形成阻止了残余星系中圆盘的形成。因此，合并后残留星系中的气体量对于确定一次大合并的最终结果至关重要。
2020-03-03 astro-ph.GA
A direct measurement of galaxy major and minor merger rates and stellar mass accretion histories at $z < 3$ using galaxy pairs in the REFINE survey
我们测量的作用，主要和次要的合并形成的恒星质量的星系$0<z<3$使用组合的$\sim 3.25$度$^{2}$的最深的地面近红外成像的一部分，到目前为止的REFINE调查。我们测量的对分数和合并分数的星系合并不同的质量比，并量化的合并率与新测量的时间尺度来自于插图模拟的红移和合并质量比的函数。我们发现，在$0 < z < 3$的主要合并与质量比大于1：4发生$0.85^{+0.19}_{-0.20}$倍，平均每个星系，而较小的合并到1：10的比例发生平均$1.43^{+0.5}_{-0.3}$倍。我们还量化的作用，主要和次要的合并在星系形成中，从而增加质量，由于主要合并是$93^{+49}_{-31}$ %，而次要合并占增加$29^{+17}_{-12}$ %，因此主要合并增加更多的恒星质量的星系比次要合并在这个时代。总的来说，合并将使这个时期的大质量星系的质量增加一倍以上。最后，我们比较我们的模拟结果，发现轻微的合并是在Illustris和半分析模型预测，这表明在星系组装的这个基本方面的观测和理论之间的不匹配。
2022-07-08 astro-ph.GA
On the Evolution of Dark Matter Halo Properties Following Major and Minor Mergers
我们进行了分析暗物质晕属性的主要和次要合并，以促进我们的理解晕演化。在这项工作中，我们分析了来自Bolshoi-Planck宇宙学模拟的约80，000个暗物质晕，并研究了主要合并后弛豫期间的晕演化，其中合并质量比m/M > 0.3。然后，我们应用高斯滤波器的属性的演变和特点的峰值分布，频率和变异性的几个晕属性，包括定心，自旋，形状（prolateness），尺度半径和维里比。然而，也有光环，经历了松弛没有出现重大合并。我们假设，这是由于模拟分析未记录的小合并。通过使用属性峰值来创建一种新的合并检测算法，我们试图找到较小的合并，并将它们与无法解释的松弛晕相匹配。我们不仅发现了证据表明，小合并的原因，但我们也发现了主要和次要合并的影响之间的相似之处，为未来的研究显示次要合并的意义。通过我们的暗物质合并统计数据，我们希望我们的工作最终能成为更好地理解星系形成和演化的重要参数。
2017-11-25 astro-ph.GA
Major mergers are not significant drivers of star formation or morphological transformation around the epoch of peak cosmic star formation
我们调查的主要合并（质量比$>1:5$）的贡献，恒星质量增长和形态转变周围的宇宙恒星形成的高峰期（$z\sim2$）。我们直观地分类一个完整的样本的大规模（M $>$ 10 $^{10}$ M $_{\odot}$）星系在这个时代，从坎德尔调查，晚型星系，主要合并，球状体和扰动球状体的形态干扰。鉴于最近的模拟工作，这表明，最近（$<$ 0.3-0.4 Gyr）的主要合并残留物表现出清晰的潮汐功能，在这样的图像，我们使用的部分扰动球体探测的作用，主要合并在驱动形态的转变。蓝色球状体（即正在进行的恒星形成）显示形态干扰的百分比仅为21 $\pm$的4%，表明主要合并不是$z\sim2$球状体创建的主导机制-其他过程，如次要合并或冷吸积可能是这一过程的主要驱动力。我们还使用的休息帧的U-波段光度作为代理的恒星形成表明，只有一小部分的恒星形成预算（$\sim$ 3%）是由重大合并触发。总之，我们的研究结果表明，主要的合并并不是$z\sim2$星系演化的重要驱动力。
2016-11-10 astro-ph.GA
A declining major merger fraction with redshift in the local Universe from the largest-yet catalog of major and minor mergers in SDSS
该研究将基于线性判别分析的并合分类技术应用于SDSS DR16中130万个星系，构建迄今最大的主并合与次并合目录，发现本地宇宙中主并合比例随恒星质量上升、随红移下降，并强调质量完备性和质量分箱对避免人为趋势的关键作用。
2023-03-11 astro-ph.GA
The close pair fraction of BCGs since $z=0.5$: major mergers dominate recent BCG stellar mass growth
利用基于Sloan数字巡天（SDSS）测光的redMaper星系团星表，研究了$0.08 \leq z \leq 0.50$之间最亮星系团（BCGs）的主要合并在恒星质量积累中的重要性.我们使用SDSS光谱，辅以光谱观测从南部非洲大望远镜在较高的红移，以确定哪些BCGs和附近的同伴是潜在的主要合并候选人。我们使用的对分数作为合并分数的代理，以确定有多少恒星质量增长的BCGs经历了由于重大合并。我们观察到一个微弱的趋势，BCG对分数随着红移的减少而增加，这表明，主要的合并可能会变得更加重要，对今天。主要的合并被发现，平均而言，$24 \pm 14 $ $(29 \pm 17)$ %对恒星质量的一个目前的BCG自$z=0.32$（0.45），假设一半的同伴的恒星质量是吸积到BCG。此外，使用我们的合并结果结合预测，从最近的两个半分析模型，以及从文献中的观测测量，我们发现，主要的合并有足够的恒星材料来解释恒星质量增长之间的簇内光$z=0.3$和$z=0$。
2017-01-31 astro-ph.GA
Galaxy Mass Assembly with VLT & HST and lessons for E-ELT/MOSAIC
遥远的磁盘和合并的部分仍然存在争议，而3D光谱学正在彻底改变该领域。然而，其有限的空间分辨率要求一个互补的HST图像和一个强大的分析程序。当应用于观测z=0.4-0.8的Istanian星系时，它揭示了60亿年前一半的螺旋祖先处于合并阶段。基于形态学和运动学的分类方法之间的良好对应关系明确地探索了Hammer等人（2005）提出的盘星系的暴力起源。对附近星系外围的研究揭示了这种古老合并事件的化石印记，以组织良好的恒星流的形式存在。也许我们的邻居M31是古代合并的最佳例证，2010年的模型预测了Ibata等人发现的巨大卫星平面。在ELT时代之前还有很多发现要做，这将为从最早的时代到现在的星系的详细和准确的3D光谱开辟一条道路。
2014-09-29 astro-ph.CO astro-ph.GA
Enhanced Destruction of Cluster Satellites by Major Mergers
本研究利用仅含暗物质的宇宙学模拟，对比有大质量并合与无并合的星系团，发现质量比不低于7:1的并合可使原有子晕破坏增强约10%至30%。
2023-12-07 astro-ph.GA
The unorthodox evolution of major merger remnants into star-forming spiral galaxies
星系合并被认为在恒星形成盘星系转变为淬灭椭圆星系的过程中起着关键作用。然而，我们大多数关于这种形态转变的理论知识都依赖于理想化的模拟，其中诸如热晕气体冷却到盘中和合并后阶段的气体吸积等过程都没有以自洽的宇宙学方式处理。在本文中，我们研究了在宇宙流体动力学zoom模拟中发生在z=0.5的四个主要合并的恒星成分的形态演化。在所有的模拟中，合并减少了盘的质量分数，但在我们的最高分辨率模拟的所有星系再生一个显着的磁盘z=0（与磁盘分数大于24%）。对于我们默认的物理模型，其中包括恒星形成和黑洞反馈的星系风，没有合并残余物被淬火，但在一组模拟中，更强的黑洞反馈，我们发现，主要的合并确实可以淬火星系。我们的结论是，主要的合并残留物通常演变成恒星形成盘星系，除非足够强的活动星系核的反馈有助于淬火的残留物。
2017-06-15 astro-ph.GA
Satellite Dwarf Galaxies in a Hierarchical Universe: The Prevalence of Dwarf-Dwarf Major Mergers
合并是星系等级结构形成的常见现象，特别是对于大质量星系和星系团，但它们对本星系群中矮星系的重要性仍然知之甚少。我们调查的频率矮星系之间的主要合并使用ELVIS套件的宇宙放大无耗散模拟银河系和M31类主机晕的本地组。我们发现，在主维里半径范围内，约有10%的M_star > 10^6 M_sun的卫星矮星系经历了一次恒星质量比小于0.1的合并，因为z = 1，低质量矮星系的合并比例较低。最近的合并残余偏向于更大的径向距离和更近的维里下落时间，因为最近的合并发生在主机晕的维里半径内交叉之前不久。卫星-卫星合并也发生在维里陷落后的主晕内，由大部分矮星系作为一个群体的一部分而催化。对于在主维里半径之外的矮星系，合并比例加倍，因此本星系群中最遥远的矮星系最有可能经历最近的大合并。我们讨论了这些结果的影响，可观察到的矮合并残留物，他们的恒星形成的历史，合并的气体含量，和大规模的黑洞在矮星系。
2014-08-19 astro-ph.GA
The role of major mergers in the size growth of intermediate-mass spheroids
我们研究了恒星质量在10^9.5 MSun和10^10.7 MSun之间的高红移（1<z<2）球状星系（SG）中主要合并（质量比>1：4）在驱动大小增长中的作用。这是一个很大程度上未开发的质量范围在这个时代，包含更大规模的SG的祖先，大部分的大小进化文献的基础上。我们在视觉上将SG分为放松的系统和显示潮汐特征的系统，这些潮汐特征表明最近的合并。数值模拟表明，考虑到我们图像的深度，在这些时期只能检测到重大合并引起的潮汐特征（次要合并的特征太微弱），这使得受干扰的SG成为估计重大合并驱动的尺寸增长的有用途径。扰动SG的大小从它们的放松对应物偏移，靠近局部大小-质量关系的上包络线。受干扰的SG与其松弛的对应物的平均尺寸比为~2。结合这一观察到的规模增长与经验的主要合并的历史文献表明，在这个质量范围内的一个显着的分数（约三分之二）的SG的规模演变可能是由主要的合并。如果我们的星系是质量大于10^10.7 MSun且z<1的SG的祖先，那么在这个质量范围内，主要的合并也可能在至少一些大质量SG的尺寸增长中发挥重要作用。
2014-07-30 astro-ph.GA
Galaxy mergers moulding the circum-galactic medium - I. The impact of a major merger
星系周围有相当大的天然气储层，其中含有大量的金属：环星系介质（CGM）。CGM充当银河系和河外介质之间的媒介。然而，我们对星系合并（一个主要的进化转变）如何影响CGM的理解仍然不足。本文从理论上研究了星系合并对CGM的影响。我们使用流体动力学宇宙学放大模拟的一个主要的合并选择从Illustris项目，使z=0的后裔有一个晕质量和恒星质量的银河系。为了研究CGM，我们以40倍的质量分辨率重新模拟了该系统，并包括详细的后处理电离建模。我们的工作表明，合并的CGM的特征尺寸，其金属含量，和各种常见的气相物种，如H I，C IV，和O VI的预测覆盖分数的效果。我们发现，合并引起的外流可以增加CGM金属丰度0.2-0.3德克斯内0.5 Gyr合并后。这些影响持续到合并后6 Gyr。虽然合并增加了总的金属覆盖分数的2-3倍，通常观察到的UV离子的覆盖分数减少，由于硬电离辐射的活动星系核，我们明确的模型。在这项工作中提出的单一模拟的主要合并我们的研究表明，星系相互作用可以对CGM的大小，金属丰度和观测到的柱密度的显着影响。
2018-01-18 astro-ph.GA
ALMA [CII] 158um imaging of an HI-Selected Major Merger at z~4
利用高空间分辨率（~2kpc）的阿塔卡玛大型毫米/亚毫米波阵列（ALMA）观测了一个z=3.7978的星系的[CII] 158 μ m和尘埃连续谱辐射，该星系是通过其强HI吸收（阻尼Lya吸收体，DLA）与背景类星体的对比而选择的。我们的ALMA图像揭示了一对恒星形成的星系，它们之间的距离约为6 kpc（预计），正在进行一次重大的合并。在这些星系之间是第三个发射成分，相对于尘埃连续体具有高度升高的（2x）[CII] 158 um发射，这可能是由合并相关的剥离气体产生的。这两个正常星系的合并并不伴随着恒星形成的增强，这与大多数光度选择样本中检测到的合并相反。与合并相关的DLA表现出极端的运动学，低电离金属线的速度宽度为Dv 90 ~ 470 km/s，跨越了[CII] 158 um发射中揭示的速度分布。我们认为，具有高Dv 90值的DLAs是正常星系在高红移下发生大合并的标志，并使用高z DLAs中金属线速度宽度的分布来粗略估计z>3星系发生大合并的比例。
2020-05-20 astro-ph.GA
Public Release of A-SLOTH: Ancient Stars and Local Observables by Tracing Halos
半解析模型A-SLOTH（Ancient Stars and Local Observables by Tracing Halos）是第一个将第一批恒星和星系的形成与观测数据联系起来的公共代码。在几个成功的项目之后，我们发布了源代码，并在本文中描述了公共版本。该模型是基于暗物质合并树，可以生成的基础上扩展的Press-Schechter理论或可以从暗物质模拟导入。在这些合并树的顶部，A-SLOTH应用重子物理学的分析配方来模拟无金属和贫金属恒星的形成以及它们之间的过渡，具有前所未有的精度和保真度。A-SLOTH对单个恒星进行采样，包括辐射、化学和机械反馈。它是基于六个观测值，如汤姆逊散射的光学深度，银河系及其卫星星系的恒星质量，极端金属贫星的数量和宇宙恒星形成率密度在高红移校准。A-SLOTH具有中等计算要求的多用途应用。它可以用来限制第一恒星和高z星系的性质，预测银河系中最古老和最贫金属的恒星的性质，可以作为更大的宇宙学模拟的亚网格模型，并预测早期宇宙的下一代观测值，如超新星速率或引力波事件。
2022-09-07 astro-ph.CO astro-ph.GA
Galaxy merger histories and the role of merging in driving star formation at z>1
我们使用Horizon-AGN，一个流体动力学宇宙学模拟，来探索合并在大质量（M > 10^10 MSun）星系在宇宙恒星形成高峰期（1<z<4）的演化中的作用。大质量星系在主要合并（质量比R<4：1）中的比例约为3%，比这些时期的次要合并（4：1<R <10：1）低约2.5倍，没有红移的趋势。在z~1，大约三分之一的大质量星系经历了一次大合并，而所有这样的系统都经历了一次大合并或小合并。虽然几乎所有z>3的主要合并都是“蓝色”的（即有显著的关联恒星形成），但“红色”合并的比例在z<2时迅速增加，大多数z~1.5的合并系统产生的残余物在静止帧紫外光学颜色中是红色的。在主要合并过程中，恒星形成的增强是温和的（~20-40%），再加上这种事件的发生率很低，这意味着这个过程不是早期恒星质量增长的重要驱动力。合并（R < 10：1）在这个红移范围内占据了大约四分之一的恒星形成预算，而主要的合并占据了大约三分之二的贡献。尽管它们对标准的LCDM范式至关重要，但在今天大部分恒星质量形成的时代，合并是驱动恒星形成的少数参与者。
2014-11-10 astro-ph.GA
Relaxation and Stripping: The Evolution of Sizes, Dispersions and Dark Matter Fractions in Major and Minor Mergers of Elliptical Galaxies
我们重新碰撞的主要和次要合并的球状星系的背景下，椭圆星系的大小演化。模拟进行了一系列的合并与质量比为1：1和1：10的模型，代表纯凸起，以及嵌入在暗物质晕凸起。对于主要和次要的合并，分别，我们确定和分析两个不同的过程，激烈的放松和剥离，导致大小的演变和变化的暗物质分数内的可观察到的有效半径。剧烈的弛豫--这是主要合并的主要混合过程，但对次要合并不那么重要--散射的暗物质粒子比凸起粒子要小。剥离在小合并组装恒星卫星粒子在大半径的晕为主的地区的大规模主机。这强烈地增加了膨胀的大小，进入具有更高暗物质分数的区域，而内部宿主结构几乎没有变化。一个因素的两个质量增加较小的合并增加了暗物质分数的20%.We提出了简单的一个组件维里估计的引力半径的演变分析校正。如果这样一个双组分系统仅通过较小的合并而增长，则其尺寸增长$r_{\mathrm{e}} \propto M^α$达到$α\approx 2.4$的值，显著超过$α= 2$的简单理论极限。对于大型合并，大小会随着$α\lesssim 1$的增加而增加。我们的研究结果表明，嵌入在大质量暗物质晕中的星系的微小合并提供了一种潜在的机制，可以解释大质量椭圆系统的快速尺寸增长和建立，预测大半径处的显著暗物质分数和径向偏置速度色散。
2012-06-20 astro-ph.GA
Time-average properties of $z \sim 0.6$ major mergers: mergers significantly scatter high-z scaling relations
解释最近的大型运动学调查的$z < 1$星系测量的标度关系仍然受到大的观测散射。我们发现，所观察到的ISM和形态动力学特性沿平均$z \sim 0.6$主要合并描述了一个非常自洽的图片，其中恒星形成增强在第一次通过和融合的结果，由于引力扰动的相互作用，而气体速度色散同时增强通过冲击，转换运动能量与散装轨道运动到湍流在小尺度。在最扰动的阶段，在光盘的角动量和旋转的支持部分失去，导致在形态上紧凑的阶段。现在的E/S 0与后来的类型星系的比例可以预测只有百分之几，证实了大约一半的本地光盘在过去的8-9 Gyr后，丰富的气体主要合并重组。重大合并强烈分散涉及运动学量的标度关系（例如塔利-费舍尔或秋季关系）。选择高z光盘只依赖于$V/σ$原来是效率较低的选择光盘从多个标准的基础上，他们的形态运动学特性，这可以减少高z缩放关系的分散到本地星系样本中测量的值。
2019-07-08 astro-ph.GA
Using Galaxy Pairs to Probe Star Formation During Major Halo Mergers
目前提出的星系淬火机制预测了在主要的晕合并过程中非常不同的行为，从显著的淬火增强（例如，团块引起的重力加热模型）到显著的恒星形成增强（例如，气体饥饿模型）。为了测试真实星系的行为，我们提出了一个观测星系对的方法来选择星系的主机晕优先进行重大合并。将该方法应用于斯隆数字巡天（SDSS）中z<0.06的中心L*（10^10 Msun < M_* < 10^10.5 Msun）星系，我们发现主要晕合并最多可以适度地降低恒星形成分数，从59%降低到47%。然而，与过去的研究一致，合并伴随着恒星形成L* 中心的特定恒星形成率的提高：当配对星系在200 kpc（大约是宿主晕的维里半径）内时，约为10%，当配对星系在30 kpc内时，攀升至约70%。没有证据表明，即使是非常接近的对（<30千秒差距）再生恒星形成淬火星系。对于星系形成模型，我们的结果表明：（1）L* 星系中的淬灭可能是由于星系与现有的热和冷气体储层脱钩而开始的，而不是缺乏可用的气体或来自下落团块的重力加热，（2）目前最先进的半分析模型过度预测了主要晕合并对淬灭的影响，（3）在非淬灭的中心星系中，主要的晕合并可以触发增强的恒星形成。
2015-06-03 astro-ph.GA
The Effect of Minor and Major Mergers on the Evolution of Low Excitation Radio Galaxies
我们使用深，$μ_{r} \lesssim 28\,\text{mag}\,\text{arcsec}^{-2}$，$r$波段成像从暗能量相机遗产调查（DECaLS）搜索过去，或正在进行的，合并活动在一个样本的$282$低激发射电星系（LERG）在$z<0.07$。我们的主要目的是评估合并在LERG演变中的作用。利用成像深度，我们分类为我们的LERG样本和$1,622$控制星系的红移，恒星质量和环境相匹配的星系周围的潮汐遗迹为轻微和主要的形态扰动。在组和现场，LERG轻微合并分数与对照人群一致。在星系团中，LERG的$8.8 \pm 2.9\,$ %显示出最近较小合并的证据，而对照组的$23.0\pm 2.0\,$ %则相反。在星系团LERG中，这种小合并的$\sim 4 σ$缺陷表明，这些事件可能会抑制星系团环境中星系的这种类型的核活动。我们观察到一个$> 4σ$过量的主要合并在LERG与$M_{*} \lesssim 10^{11}\,\text{M}_{\odot}$，$10 \pm 1.5\,$ %的这些活动星系核参与这种大规模的相互作用相比，$3.2 \pm 0.4\,$ %的控制星系。LERG中的这种过剩的主要合并随着恒星质量的增加而减少，到$M_{*} > 10^{11.3}\,\text{M}_{\odot}$时消失。这些观测结果表明，较小的合并不会为LERG提供燃…
2019-04-30 astro-ph.GA
A Catalog of 220 Offset and Dual AGNs: Increased AGN Activation in Major Mergers and Separations under 4 kpc
在星系合并过程中，气体和尘埃被推向合并星系的中心，引发了恒星形成和超大质量黑洞（SMBH）的增长。理论预测，这种增强的活动在SMBH间距$<$ 20 kpc时达到峰值;如果有足够的物质吸积到一个或两个SMBH上，使它们在这个阶段成为可观测的活动星系核（AGN），它们分别被称为偏移和双重AGN。为了更好地研究这些系统，我们建立了ACS-AGN合并星表，一个由$\textit{HST}$在$0.2<z<2.5$观测到的一致选择偏移距和对偶AGN组成的大星表（$N=220$），距离$<$ 20 kpc。使用这个目录，我们回答了许多关于SMBH-星系合并过程中的共同进化的问题。首先，我们确认的预测，活动星系核分数峰值SMBH对间距$<$ 10千秒差距，具体地说，我们发现，该分数显着增加，在对间距$<$ 4千秒差距。第二，我们发现，活动星系核的合并优先发现在主要的合并和合并中发现的活动星系核的分数遵循对数关系，减少合并质量比的增加。第三，我们没有发现合并（也没有主要或次要的合并子种群）触发最明亮的活动星系核。最后，我们发现，核柱密度，活动星系的光度，和宿主星系的恒星形成率没有依赖于SMBH对分离或合并的质量比在这些系统中，也没有这些值的分布与整体活动星系人口的显着不同。
2020-11-19 astro-ph.GA
The fraction of AGN in major merger galaxies and its luminosity dependence
我们使用一个连接星系和活动星系核群体的唯象模型来研究活动星系核通过z~0处的主要星系合并而触发的过程。该模型使用恒星质量函数作为输入，并允许基于假设的爱丁顿比分布函数（ERDFs）的AGN光度函数的预测。我们发现，合并星系的活动星系核的数量相对于活动星系核的总数增加作为活动星系核光度的函数。这是由于更大质量的星系更有可能经历合并，并且不需要假设合并导致比长期过程更高的爱丁顿比。我们的定性分析还表明，为了与观测结果相匹配，合并星系托管活动星系核并在给定的爱丁顿值下吸积的概率必须相对于一般活动星系核人口增加约10倍。一个额外的显着增加的分数合并宿主星系之间的高爱丁顿比活动星系核导致与观测到的X射线光度函数的不一致。物理上，我们的研究结果意味着，与一般的星系人口相比，合并星系中的活动星系核的比例高10倍。然而，平均而言，合并触发不会导致爱丁顿比率大幅上升。
2018-02-12 astro-ph.GA
Creating S0s with major mergers: a 3D view
一些模拟器认为，大合并有时可以保留盘（例如Springel & Hernquist 2005），但它们可以解释透镜星系（S0）出现的可能性通常被忽视。事实上，对S0的观测揭示了它们的凸起和圆盘之间强烈的结构耦合，这似乎很难与它们来自主要合并的想法相一致。然而，在Querejeta等人（2015年a）的研究中，我们使用了对双星合并的N体模拟，结果表明，在有利的条件下，盘首先被破坏，但很快就从剩余的碎片中再生出来，与观测的光度标度关系相匹配（例如，Laurikainen等人，2010年）。此外，在Querejeta等人（2015 b）中，我们已经展示了合并方案如何与最近的发现相一致，即S0和大多数螺旋在角动量集中平面中不相容。CALIFA的这一重要结果对螺旋主要通过衰落（例如通过冲压压力剥离，因为这不能解释观测到的$λ_\mathrm{Re}$和浓度的同时变化）转变为S 0的想法提出了严重的异议，但我们对主要合并的模拟确实解释了这种不匹配。从这样一个三维的比较，我们得出结论，合并必须是一个相关的过程中建立的当前人口的S0。
2015-10-16 astro-ph.GA
Creating lenticular galaxies with major mergers
透镜状星系（S0）代表了本地宇宙中大多数早期类型的星系，但它们的形成通道仍然知之甚少。虽然星系合并是抑制恒星形成和增加凸起尺寸的明显途径，但螺旋星系和透镜星系之间明显的平行性（例如光度凸起圆盘耦合）似乎排除了潜在的合并起源。在这里，我们总结了我们最近的工作中，我们已经表明，通过N体数值模拟，盘为主的望远镜可以出现从螺旋星系的主要合并，在良好的协议与观测光度标度关系。此外，我们还表明，合并同时增加了光浓度并减少了相对于其螺旋祖先的角动量。这就解释了CALIFA观测最近揭示的螺旋和螺旋之间的角动量和浓度的不匹配，这很难与简单的衰落机制（例如冲压压力剥离）相一致。
2016-05-06 astro-ph.GA
Galaxy Morphologies Revealed with Subaru HSC and Super-Resolution Techniques I: Major Merger Fractions of L_UV~3-15 L_UV* Dropout Galaxies at z~4-7
本文利用Subaru Hyper Suprime-Cam（HSC）图像进行了超分辨率分析，估算了z~4-7脱落星系在星系UV光度函数亮端的主要合并分数。我们的超分辨率技术将地基HSC图像的空间分辨率从~1”提高到<~0。“1，这是可比的哈勃太空望远镜，使我们能够确定z~4-7明亮的主要合并在一个高完整性值>~ 90%。我们应用超分辨技术分别对6412、16、94和13个非常亮的dropout星系进行了观测，观测的星系位置分别为z~4、5、6和7，紫外光度范围为L_UV~3- 15L_UV *，对应于-24<~M_UV<~-22。在z~4和z~5-7，主要的合并分数分别为10-20%和50-70%，与对照暗星系样本的合并分数相比没有明显差异。基于f_merger估计，我们验证了源混合效应和主合并对z~4-7星系UV LF双幂律（DPL）亮端形状的贡献。虽然这两种效应部分地解释了L_UV~3- 10L_UV * 处的DPL形状，但即使减去活动星系核的贡献，在L_UV>~ 10L_UV * 的非常亮的一端，DPL形状也不能解释。结果支持的情况下，其他额外的机制，如微不足道的质量淬火和低尘埃遮蔽有助于DPL形状的星系紫外线LF。
2021-11-16 astro-ph.GA
The Milky Way Revealed by Variable Stars I: Sample Selection of RR Lyrae stars, and Evidence for the Merger History
为了研究银河系，本文分析了Gaia、ASAS-SN和ZTF巡天计划发现的天琴座RR（RRL）变星作为示踪星。利用Gaia、LAMOST、GALAH、APOGEE和RAVE的观测资料，获得了3417个RRL的光度和光谱信息，包括自行、视向速度和金属性。利用最近提出的周期-光度-金属丰度关系，得到了典型不确定度小于3%的RRL的精确距离。我们的运动学和化学分析结果为银河系的组装历史，特别是盖亚-香肠古代合并提供了重要线索。在这项工作中发现的运动学和化学趋势是一致的，最近的模拟表明，盖亚香肠合并是银河系厚盘和晕的双重起源。最近类似的工作已经发现，晕RRL样本在这项工作中包含一个子集的径向偏置轨道，除了一个更各向同性的组件。这个较高的轨道各向异性分量相当于$β\simeq 0.8$，并且它贡献了$4 < R(\rm kpc)<20$的晕RRL的42%至83%。
2021-10-29 astro-ph.GA
The NGC 4013 tale: a pseudo-bulged, late-type spiral shaped by a major merger
许多螺旋星系晕在用深空影像观察时，显示出各种形态的恒星流。这些潮汐功能的起源进行了讨论，无论是来自卫星的陨石坑或造成的残留物的一个古老的，富含气体的主要合并。通过模拟在NGC 4013晕中观察到的奇特特征的形成，我们研究了它们的起源。通过使用GADGET-2实现气体冷却，恒星形成和反馈，我们已经模拟了整个NGC 4013星系及其相关的晕特征。2.7-4.6 Gyr前发生的富含气体的主要合并成功地再现了NGC 4013星系的性质，包括所有微弱的恒星特征，强烈的气体翘曲，盒状晕和垂直3.6妈妈光度分布。在祖细胞中的高气体分数足以再现所观察到的薄和厚的光盘，具有小的凸起部分，如所观察到的。一个大的合并模型能够重现整个NGC 4013系统，包括弯曲强度，红色和环的高恒星质量密度，而一个小的合并模型则不能。由于富含气体的模型足以产生一个具有一小部分光的伪隆起，NGC 4013可能是由相对较新的合并形成的晚型星系的原型。然后，晚期型，伪隆起螺旋不是强制性的通过长期演化，和NGC 4013的属性也说明，在孤立星系的强烈翘曲很可能发生在一个富含气体的主要合并的后期阶段。
2015-08-13 astro-ph.GA
Formation of S0 galaxies through mergers. V. Antitruncated stellar discs resulting from major mergers
透镜状星系（S 0）比后来哈勃类型的星系更有可能拥有反截断（III型）恒星盘。大合并被普遍认为是过于暴力的机制，形成这些突破。我们已经调查了重大合并是否会导致类似S 0的残留物与现实的反截断恒星盘或没有。我们分析了GalMer数据库中主要合并的耗散N体模拟产生的67个松弛S 0和E/S 0残余物。我们模拟了现实的R-波段表面亮度轮廓的残余物，以确定那些反截断恒星光盘。定量描述了它们的内外盘和断口，并与实际数据进行了比较。近70%的类S 0残留物是反截断的，这意味着导致S 0的主要合并有很高的概率产生III型恒星盘。我们的遗迹位于几个测光图中观测趋势（朝向更亮的星等和更高的破裂半径）的外推之上。在无标度光度图中，模拟和观测重叠，残余物再现了观测趋势，因此反截断后的物理机制具有高度的可缩放性。我们已经发现了新的光度标度关系的特征参数之间的反截断在真正的S 0 s，这也重现了我们的模拟。所有光度平面的趋势可以从真实和模拟的III型S 0满足的三个基本比例关系导出：h_i \prop R_brk III、h_o \prop R_brk III和mu_brk III \prop R_brk III，其中h_i和h_o是内外圆盘的比例光，mu_brk III和R_brk III是表面亮度和断裂半径。市长合并提供了一个可行的机制，形成现实的反截断S 0星系（删节）。
2014-11-03 astro-ph.GA
Formation of S0 galaxies through mergers. Morphological properties: tidal relics, lenses, ovals, and other inner components
大合并通常被认为破坏性太大，不能产生透镜星系中常见的松弛规则结构和形态内部成分。我们的目标是测试，如果重大合并可以产生残留物与现实的S 0形态。我们已经选择了一个样本的放松discy残余产生的耗散合并模拟的GalMer数据库，并推导出它们的属性模仿当前的观测数据的典型条件。我们比较他们的全球形态，视觉组件，并合并文物在模拟光度图像与他们的真实同行。在完全合并后仅$\sim$ 1-2 Gyr，我们发现：1）许多残留物（67个大事件和29个小事件）呈现松弛结构和典型的S 0或E/S 0形态，对于各种轨道，甚至在气体贫乏的情况下。2)与普遍的期望相反，它们中的大多数在典型的观测条件下和在30 Mpc附近的距离下没有表现出任何过去合并起源的形态学痕迹。3)合并遗迹是更持久的较小的合并比在主要的类似的放松时间段。4)没有重大合并的S 0类残余发展一个重要的酒吧。5)近58%的主要合并S 0残留物拥有可见的IC，例如嵌入的内盘，环，伪环，内螺旋，核棒和致密源，在真正的S 0中也非常常见。6)所有的残余物都包含一个透镜或椭圆形，在当地的S 0中同样普遍存在。7)这些透镜和椭圆不是来自于主要合并案例中的棒稀释，而是与恒星晕或嵌入的内盘（厚或薄）有关。我们的结论是，放松的形态，透镜，椭圆形，和其他IC的真正的S 0 s不一定来自内部长期的演变，气体或环境机制，传统上认为，但它们可以导致重大合并以及。
2018-06-22 astro-ph.GA
Host galaxies of luminous z$\sim$0.6 quasars: Major mergers are not prevalent at the highest AGN luminosities
星系间的相互作用被认为是活动星系核（AGN）的主要触发因素之一，特别是在高光度下，活动星系核的吸积气体质量是相当大的。然而，合并和活动星系核之间的联系的证据仍然是混合的。对于发光活动星系核，可能的触发机制仍然知之甚少，人们认为这需要由重大合并而不是长期过程触发。我们利用HST WFC 3在F160 W/H波段的数据分析了20个光学和X射线选择的发光活动星系核（log（$L_{bol}$ [erg/s]）$>$ 45）在z $\sim$ 0.6的宿主星系。15/20的来源已经解决了宿主星系。我们通过将活动星系核宿主星系与非活动星系核星系的对照样本相匹配来创建模拟活动星系核的对照样本。在活动星系核的宿主星系和控制星系中，大约25%的源中都发现了可见的扰动迹象。使用视觉分类和定量形态学的措施，我们表明，干扰的水平相比，一个匹配的对照样品时，没有增强。我们没有发现任何迹象表明，主要的合并在高亮度触发活动星系核中起主导作用，这表明小的合并和长期的过程占主导地位的活动星系核触发最高的活动星系核光度。主要合并的增强分数的上限为$\leqslant$ 20%。虽然重大合并可能会增加（发光活动星系核）的发生率，但它们并不是未被遮蔽活动星系核的普遍触发机制。
2016-11-22 astro-ph.GA
Ongoing growth of the brightest cluster galaxies via major dry mergers in the last ~6 Gyr
布里渊星系团星系（BCGs）可能是在相对较晚的时间（z<1）通过合并形成的。利用高分辨率HST/ACS成像技术，在宇宙演化巡天（COSMOS）的$0.3 \le z \le 0.6$的29个X射线星系团中发现了4个BCGs（COSMOS-P 125516、102810、036694和089357）的干合并。这些BCGs显示出显著但静止的双核，大小差异为$δm<1.5$，预计$r_p<$间隔为10 kpc。在它们的残留图像中也观察到了相互作用的清晰特征，如延伸的羽流和/或显著的不对称性。假设Kitzbichler & White（2008）的合并时间尺度估计，我们推断在$z\sim0.43$时每Gyr的$0.55\pm0.27$合并率为主要合并率。这一推断的速率显著高于Liu等人（2009）提出的局部宇宙（$z\sim0.07$中的$0.12\pm0.03$）中的速率。我们估计，现今的BCGs通过自$z=0.6$以来的主要干合并使它们的光度（质量）增加了$\sim35\pm15$ %$(f_{mass}/0.5)$，其中$f_{mass}$是吸积到中心星系上的伴星系的平均质量分数。虽然由于我们的小样本量的统计不确定性是相对较大的，我们的发现是一致的，最近的观测和理论结果。此外，结合我们之前在Liu et al.（2009）中的发现，这些中等红移并合的BCGs的发现清楚地证明了在最后一…
2014-12-04 astro-ph.GA
Incidence of WISE-Selected Obscured AGNs in Major Mergers and Interactions from the SDSS
我们使用宽视场红外巡天探测器（WISE）和斯隆数字巡天（SDSS）来确认尘埃遮蔽的活动星系核（AGN）和星系合并之间的联系。使用一种新的、容量有限的（z <= 0.08）从SDSS中视觉选择的主要合并和星系-星系相互作用的目录，恒星质量超过2 × 10^10 Msun，我们发现主要合并（相互作用）是5-17（3-5）倍更有可能有红色[3.4]-[4.6]颜色与尘埃遮蔽或“尘埃”AGN，与质量相近的非合并星系相比。使用已发表的光纤光谱诊断，我们绘制了不同发射线星系的[3.4]-[4.6]与[4.6]-[12]颜色，并发现四分之一的Seyferts具有指示尘埃AGN的颜色。我们发现，活动星系核是五倍更有可能被掩盖时，主办的合并星系，一半的活动星系核主办的合并是尘土飞扬的，我们没有发现光学活动星系核合并的频率增强非合并星系。我们的结论是，未被发现的活动星系核错过了在较短的波长是正在进行的活动星系核合并连接辩论的核心。绝大多数尘埃活动星系核的合并都是恒星形成的，并且位于Mhalo<10^13 Msun群的中心。假设持续时间短的尘埃活动星系核阶段，我们推测，大部分的气体丰富的合并经验，一个简短的模糊活动星系核阶段，在中央恒星形成和黑洞增长之间的强连接合并模拟中看到的协议。
2016-09-15 astro-ph.GA
The merger and assembly histories of Milky Way- and M31-like galaxies with TNG50: disk survival through mergers
我们分析银河系（MW）和仙女座（M31）-类星系的合并和组装历史，以量化如何，以及多久，这种质量的盘星系可以生存最近的主要合并（恒星质量比$\ge$ 1：4）。为此，我们使用宇宙学磁流体动力学模拟TNG 50和确定198个模拟星系，根据其$z=0$恒星质量（$10^{10.5-11.2} {\rm M_{\odot}}$），盘状恒星形态和局部环境选择。首先，主要的合并是常见的：TNG 50中85%（168）的MW/M31类星系在其一生中至少经历了一次主要的合并。事实上，31个星系（16%）最近经历了一次重大合并，即在过去的5 Gyr。合并过程中的气体足以在近心通道引发恒星爆发，或者在合并后维持长时间的恒星形成：在大约一半的情况下，先前存在的恒星盘由于合并而被破坏，但由于恒星形成而重新形成。此外，更高的合并质量比更有可能破坏恒星盘。与那些更古老的大规模合并相比，最近主要合并的MW/M31类星系平均而言，恒星盘更厚，更大质量和更浅的恒星晕，更大的恒星异位质量分数，但同样大规模的运动学定义的凸起。所有这一切都与银河系和仙女座星系不同的观测性质以及它们最近的主要合并（分别为8-11和~2 Gyr）的限制是定性一致的。根据当代的宇宙学模拟，最近安静的合并历史并不是在$z=0$获得相对薄的恒星盘的先决条件。
2022-10-31 astro-ph.GA
The ALPINE-ALMA [CII] survey: The contribution of major mergers to the galaxy mass assembly at z~5
星系合并被认为是星系质量聚集的主要机制之一。最近，许多研究表明，早期宇宙中主要合并的比例可能会增加，重新引发了关于哪些过程的争论（例如，冷吸积，恒星形成，合并）最有助于星系通过宇宙时间的质量积累。为了估计大合并在这方面的重要性，我们利用ALMA大型早期[CII]研究计划（ALPINE）收集的新数据，该计划从75个主序星形成星系的样本中观察到[CII] 158 $μ$ m发射线，其频率为4.4 < z < 5.9。我们使用，为第一次，由[CII]发射提供的形态运动学信息，以获得在z~5的主要合并（$f_{MM}$）的分数。通过对合并时间尺度（$T_{MM}$）采用不同的规定，我们将该分数转换为每个星系（$R_{MM}$）和每个体积（$Γ_{MM}$）的合并率。然后，我们将我们的结果与文献中较低红移的结果相结合，计算合并分数的宇宙演化。这可以通过从z~0到更高红移的快速增加，在z~3处达到峰值，以及向更早时期缓慢减少来描述。取决于所使用的时间尺度处方，该分数转化为z~5时的合并率范围在~0.1和~4.0 Gyr $^{-1}$之间。最后，我们比较了特定的恒星形成和恒星形成率密度与主要合并的类似量。我们的新ALPINE数据揭示了早期宇宙中存在着重大的合并活动。然而，这个人口的合并是否可以提供一个相关的贡献，星系的质量大会在这些红移和通过宇宙时代是强烈依赖于合并的时间尺度的假设。
2021-07-22 astro-ph.GA
The redshift evolution of major merger triggering of luminous AGN: a slight enhancement at z$\sim$2
活动星系核（AGN），特别是最明亮的AGN，通常被认为是通过主要的合并触发的，但是这种情况的观测证据是混合的。为了研究星系合并对活动星系核触发和宇宙时间内亮度的影响，我们选取了COSMOS巡天中的106个亮X射线1型活动星系核样本。这些活动星系核具有很大的红移范围（0.5 < z < 2.2）和两个数量级的X射线光度（$\sim$ 10 $^{43}$ - 10 $^{45}$ erg s $^{-1}$）。活动星系核的宿主与486个控制星系的质量和红移进行了仔细的匹配。发展了一种新的识别和量化星系合并特征的方法，减去GALFIT星系模型并量化残差。与视觉分类的比较证实了这种方法可靠地挑选出星系中的扰动特征。没有增强合并功能的活动星系核光度增加被发现与此度量，或通过目视检查。我们分析了与星系合并有关的活动星系核的红移演化，发现在较低的红移区间没有合并增强。首先，在最高的红移仓（z $\sim$ 2）活动星系核是$\sim$ 4倍更有可能是在星系中表现出形态干扰的证据相比，控制星系，在99%的置信水平（$\sim$ 2.4 $σ$）从视觉检查。由于只有$\sim$ 15%的活动星系核被发现在形态扰动的星系，这意味着在高红移的主要合并活动星系核燃料的显着，但次主导的贡献。在低红移时，其他过程占主导地位，合并成为一个不太重要的触发机制。
2017-05-10 astro-ph.GA
Zooming in on major mergers: dense, starbursting gas in cosmological simulations
我们介绍了“插图变焦模拟项目”，它允许研究选定的星系形成的$Λ$清洁发展机制宇宙学的质量分辨率比在母公司大规模流体动力学插图模拟好40倍。在这里，我们专注于在四个宇宙学模拟的主要合并气体的星爆属性。在我们的高分辨率变焦运行中的星系表现出恒星形成的爆发模式，气体消耗的时间尺度比正常的恒星形成模式短10倍。强烈的爆发只存在于最高分辨率的模拟中，暗示分辨率太低是原始的Illustris模拟显示缺乏星暴星系的原因。在我们研究的四个主要合并中，有两个发生了非常明显的恒星形成爆发。高恒星形成率，短气体消耗时间尺度和这些系统的形态非常类似于观察到的核恒星爆发。这是第一次通过自洽宇宙流体动力学模拟而不是使用碰撞过程中设置的孤立星系模型来研究主要合并的样本。我们还研究了碰撞星系的轨道，发现恒星爆发气体优先出现在具有非常高的碰撞速度的迎头合并中。大碰撞参量的碰撞通常不会导致星爆气体的形成。
2016-07-20 astro-ph.GA
Old and New Major Mergers in the SOSIMPLE galaxy, NGC 7135
高分辨率积分场单位光谱和强大的全谱拟合代码的同时进步，现在有可能检查空间分辨的运动，化学成分，和恒星形成的历史，从附近的星系。我们从合并和配对的快照光学光谱成像遗产探测（SOSIMPLE）调查中获取新的MUSE数据，以检查NGC 7135。由于气体的反向旋转，运动学的中断和不对称的化学分布，NGC 7135与正在进行的合并一致。虽然被当前的合并很好地隐藏，但我们能够区分出起源于6-10 Gyr前的合并的恒星。我们还发现了一个梯度，在非原位材料与galactocentric半径，与吸积分数从0%的星系中心上升到7%的有效半径内的0.6。
2021-01-18 astro-ph.GA
Driving the Growth of the Earliest Supermassive Black Holes with Major Mergers of Host Galaxies
超大质量黑洞（SMBH）的形成机制，特别是在红移$z> 6$观测到的发光类星体$\sim 10^9\,{\rm M}_{\odot}$ SMBH的形成机制，仍然是一个开放的基本问题。在宇宙年龄不到10亿年的早期，如此大质量的黑洞的存在意味着它们要么是通过超爱丁顿吸积，要么是通过在爱丁顿极限附近几乎不间断的气体吸积而增长的;后者，乍一看，与较低红移的经验趋势不一致，在那里，与快速黑洞增长相关的类星体事件是罕见和短暂的。在这项工作中，我检查是否以及在何种程度上的增长的$z> 6$类星体SMBHs可以解释在标准的类星体的范例，其中主要合并的主机星系触发事件的快速气体吸积低于或接近爱丁顿限制。使用一套Monte Carlo合并树模拟的组装历史的可能的主机的PDMATHAMN类星体，我调查（i）他们的增长和主要的合并率出$z\sim 40$，和（ii）多久的喂养情节引起的主机合并必须持续，以解释所观察到的$z> 6$类星体人口没有超爱丁顿吸积。晕主合并率大致与$\propto (1+z)^{5/2}$成比例，类星体宿主通常在$15> z > 6$（$\approx 650\,{\rm Myr}$）之间经历$> 10$主合并，而在$3>z > 0$（$\approx 11 \,{\rm Gyr}$）的典型大质量星系则经历$\sim 1$。一个可行的亚爱丁顿SMBH增长模型的例子是一个主机合并触…
2014-06-11 astro-ph.GA
Most pseudo-bulges can be formed at later stages of major mergers
大多数巨大的旋涡星系都有假的或盘状的凸起，被认为是纯粹的长期过程的结果。这可能会挑战自过去$\sim$ 90亿年以来每个大质量星系（$>$ $3\times 10^{10} M_{\odot}$）大约一次主要合并的分层方案。在这里，我们验证是否伪凸起和长期的过程之间的关联是不可撤销的。利用GADGET 2 N-body/SPH模拟，我们对主要合并的残余物进行了系统的研究，选择了（1）遵循气体丰度-回顾时间关系的祖先，（2）具有宇宙学框架中代表性的轨道和自旋分布。分析了邻近星系和两组分合并残留物的表面质量密度分布，发现它们大多数都表现出伪凸起或棒控中心。即使某些轨道在融合后会导致经典的凸起，但逐渐积累到中心并形成恒星的额外气体的污染，会导致明显由伪凸起主导的残余物。我们还发现，简单的SPH模拟应该足以形成现实的螺旋星系作为古代富含气体的合并残留物，而不需要专门调整的反馈条件。然后，我们得出结论，螺旋星系中的伪凸起和棒是在宇宙学背景下实现的主要合并的自然结果，即，在遥远的宇宙中被选中时，富含气体的祖先正如预期的那样。
2017-09-21 astro-ph.GA
SDSS-IV MaNGA: The Incidence of Major Mergers in type I and II AGN Host Galaxies in the DR15 sample
本研究基于MaNGA DR15样本，利用非参数图像预测因子和线性判别分析识别主要并合，发现AGN宿主星系的主要并合发生率显著高于非AGN样本，但主要并合并非触发AGN的唯一机制。
2023-05-05 astro-ph.GA
A Recent Major Merger Tale for the Closest Giant Elliptical Galaxy Centaurus A
我们使用流体动力学模拟来模拟最近的巨型椭圆星系半人马座A的形成。我们发现，一个单一的主要合并事件的质量比高达1.5，这已经发生了~2 Gyr前，是能够再现其许多属性，包括星系运动学，内部气体盘，恒星晕年龄和金属丰度，以及许多微弱的功能观察到的晕。拉长的晕形状主要是由合并沉积的祖先残留物组成的，这也有助于在半人马座A晕中观察到的恒星壳。目前的模型还再现了测量的行星状星云视线速度和速度分散。具有小质量比和相对低的气体分数的模型导致de Vaucouleurs轮廓分布，这与观测和模型预期一致。最近的一次合并在年龄分布上留下了印记，这与在晕内发现的年轻恒星和球状星团种群（2-4 Gyrs）一致。我们的结论是，即使不是半人马座A的所有属性都被准确地复制，最近的一次重大合并可能已经发生，形成了我们今天观察到的半人马座A星系。
2020-08-31 astro-ph.GA
A significant excess in major merger rate for AGNs with the highest Eddington ratios at z<0.2
观测研究越来越多地发现证据，反对主要合并是触发活动星系核的主要机制。在研究了z=2时爱丁顿比最高的活动星系核和主要合并之间的联系之后，我们在这里将我们的分析扩展到z<0.2，探索相同的活动星系核参数空间。使用ESO VLT/FORS 2 B-，V-和彩色图像，我们研究了17个星系的形态与爱丁顿比>0.3的活动星系核，和25个质量和红移匹配的控制星系。为了匹配两个样本的外观，我们将合成点源添加到不活跃的比较星系中。活动星系核和不活跃星系的组合样本由19位专家根据形态扭曲的程度进行独立排名。我们将由此产生的个人排名组合成多个整体排名，从中我们得出两个样本各自的主要合并分数。最好的估计为0.41 $\pm$ 0.12的活动星系的宿主星系和0.08 $\pm$ 0.06的不活跃的星系，我们的结果意味着我们的活动星系的宿主星系有一个显着更高的合并率，无论观察到的波长或应用的方法。我们的结论是，虽然主要的合并是一个必要的机制，以触发本地高爱丁顿比活动星系核在z<0.2，起源>=50%的这个特定的活动星系核亚群仍然不清楚。
2020-09-30 astro-ph.GA
The survey of planetary nebulae in Andromeda (M31) VI. Kinematics of M31 inner-halo substructures and comparison with major-merger simulation predictions
本文利用M31内晕子结构的行星状星云视线速度测量，结合主并合模拟预测，揭示了M31在2.5至4 Gyr前经历了一次“湿”主并合，形成了当前盘结构与内晕子结构。
2023-05-04 astro-ph.GA
Major mergers with small galaxies - the discovery of a Magellanic-type galaxy at z=0.12
我们报告的偶然发现的恒星形成星系的红移z=0.116的形态特征，表明正在进行的合并。这个物体展示了两个明显分离的组件，颜色明显不同，加上可能的潮汐流。蓝色部分的后续光谱显示出低恒星形成活动为0.09 M $_{\odot}$ /年，高金属丰度为12+log（O/H）=8.6。基于质量-恒星形成率和质量-金属丰度关系的比较，以及光谱能量分布的拟合，我们获得了3 × 10 $^9$ M $_{\odot}$的恒星质量，这使得该天体可与大麦云（LMC）相媲美。因此，我们的发现提供了进一步的证据，证明一个大的合并已经在小的、矮星系般的尺度上发生了作用。
2015-11-04 astro-ph.GA
Towards a consistent framework of comparing galaxy mergers in observations and simulations
目的。我们的目标是在前所未有的宽恒星质量范围（10^9到10^12太阳质量）内，在低红移下对星系主要合并分数的质量依赖性进行观测和模拟之间的一致比较。方法.我们首先进行正向模拟的理想合成图像的主要合并和非合并选择下一代插图模拟（IllustrisTNG），包括主要的观测效果。然后，我们使用来自模拟的星系样本的真实模拟观测来训练深度卷积神经网络（CNN）。随后，我们将经过训练的CNN应用于从星系和质量大会（GAMA）调查中选择的星系的真实千度调查（KiDS）图像。基于观测和模拟中一致检测到的主要合并样本，我们确定了主要合并分数对z约为0.15的恒星质量的依赖关系，并对两者进行了比较。结果在GAMA/KiDS观测中发现的主要合并分数在10^9 < M_sun < M_star < 10^11.5 M_sun的质量范围内随着恒星质量的增加有一个相当温和的下降趋势。在10^9.5 M_sun < M_star < 10^10.5 M_sun的范围内，GAMA/KiDS观测和IllustrisTNG模拟的主要合并分数的质量依赖性有很好的一致性。然而，在M_star > 10^10.5M_sun时，观测和模拟显示出一些差异，这可能是由于模拟中的超大质量黑洞在其低吸积状态下的反馈导致了该质量尺度下淬灭部分的急剧转变。这种差异也可能是由于模拟量相对较小和/或模拟和观测中恒星质量测量方式的差异。
2020-09-07 astro-ph.GA
Revealing A Head-on Major Merger in the Nearby NGC 6338 Group with Chandra and VLA observations
通过分析邻近星系群NGC 6338的Chandra档案数据，我们在中心100 kpc范围内识别出两个X射线亮团（N-clump和S-clump），并在N-clump的南边界探测到一个弧形的X射线亮度不连续，这被定义为一个气流马赫数M<0.8的冷锋。此外，在S团的东北边界（由星系NGC 6338主导），另一个X射线边缘被检测到，对应于一个较弱的冷锋。因此，这两个团块大致从相反的方向彼此接近，并且这一群正在经历正面碰撞，这是在核心通过前的阶段。这个合并的情况也支持的视线速度分布的研究组成员星系。根据两团的中心气体温度估计，合并质量比约为1：1.8，这表明合并最有可能是一次大合并。我们还分析了VLA 1.4和4.9 GHz的无线电数据，但我们没有检测到任何与合并相关的扩展无线电发射。
2019-01-25 astro-ph.GA
Remnants of recent mergers in nearby early-type galaxies and their classification
我们从公开的SDSS Stripe82深空影像（$μ_r \sim 28.5$等角秒$^{-2}$）中，在局域宇宙中的202个早期型星系样本中寻找最近星系紧密相互作用和合并的特征。使用两种不同的方法，以消除星系的平滑和对称的光分布，我们确定和表征11个不同类型的合并残留嵌入在这些早期类型的星系的漫射光。我们讨论了合并残余物的形态可以导致不同种类的次要和主要合并，并估计早期型星系在本地宇宙中的比例与最近的主要（27%）和次要（57%）合并的证据。推导出的合并分数高于以前的几次调查。在残余物中，我们发现壳是与早期型星系相关的主要合并碎片（54%），主要和次要合并产生，主要合并的特征是显着的（壳宿主星系的24%）。最不常见的合并相关的结构是恒星分布的方形等照度线和星系核心附近的磁盘碎片的存在。我们开发了一个分类方案，这些精细结构，可用于推断其可能的成因历史。分类主要是基于合并星系的质量比。这项工作，结合数值模拟的预测，表明大多数（如果不是全部）早期类型的星系在本地宇宙中不断演变的结果（小）合并活动。
2023-02-09 astro-ph.GA
A Potential Dynamical Origin of The Galactic Disk Warp: The Gaia-Sausage-Enceladus Major Merger
本研究通过GIZMO模拟构建富气体的盖亚-香肠-恩塞拉都斯主并合事件，成功再现了银河系盘面翘曲的幅度、进动及观测特征，证明单次主并合可解释翘曲的长期演化，并为银河系形成历史提供新线索。
2024-09-05 astro-ph.GA
Galaxy And Mass Assembly (GAMA): Refining the Local Galaxy Merger Rate using Morphological Information
我们使用星系和质量大会（GAMA）调查测量当地宇宙质量依赖合并分数和合并率使用星系对和CAS结构的方法，确定高度不对称的合并候选星系。我们的目标是确定哪种类型的合并产生高度不对称的星系，并提供一个新的测量本地星系主要合并率。我们研究星系对恒星质量的限制下降到$M_{*} = 10^{8}M_{\odot}$与质量比$<$ 100：1和视线速度差$ΔV<500$公里秒$^{-1}$。我们发现一个显着增加的平均不对称性的投影分离小于单个星系的彼得罗相90半径的总和。对于质量比为$<$ 4：1的主要合并对中的两个星系都显示出强烈的不对称性增加，而在次要合并系统（质量比为$>$ 4：1）中，质量较低的伴星变得高度不对称，而较大的星系受到的影响要小得多。对于质量最大的星系，具有主要合并伴星系的高度不对称配对星系的比例最高，并随着质量的减小而逐渐下降。我们计算出的质量依赖的主要合并分数是相当恒定的$\sim1.3-2\%$之间的$10^{9.5}<M_{*}<10^{11.5} M_{\odot}$，并增加到$\sim4\%$在较低的质量。当考虑到可观测时间尺度时，发现主要的合并率在我们考虑的质量范围内近似为三倍。范围$10^{8.0}<M_{*}<10^{11.5} M_{\odot}$内的总同向移动容积主要合并率为$(1.2 \pm 0.5) \times 10^{-3}$ $h^{3}_…
2014-09-04 astro-ph.GA
The leakage of Lyman-continuum photons from a major merger at $z\sim1$
本文利用AstroSat/UVIT在哈勃超深场探测到红移1.097处大质量并合系统泄漏的超8%莱曼连续谱光子，表明大质量并合系统对宇宙电离预算有重要贡献。
2024-07-08 astro-ph.GA
